Chương 7 THIÊN HÀ Trong vũ trụ các thiên thể thường tập hợp lại thành hệ thống. Hệ thống lớn nhất là các thiên hà (galaxies). Thiên hà trong đó có chứa hệ mặt trời của chúng ta gọi là Ngân hà. I. THIÊN HÀ CỦA CHÚNG TA - NGÂN HÀ. Nhìn lên bầu trời đêm ta thường thấy những vết trắng mờ mờ như sữa. Đó là các thiên hà xa xăm. Theo tiếng Hy Lạp “galaxy” có nghĩa là sữa. Từ lâu người ta đã chú ý đến một dải trắng như sữa vắt ngang bầu trời đêm và gọi đó là con đường sữa (Milky way), hay tiếng việt là Ngân hà. Đó là thiên hà đầu tiên được con người biết đến và có chứa trái đất chúng ta. Ngoài ra, trên bầu trời còn vô số các thiên hà khác. Ngày nay, ch ữ Thiên hà (hay Galaxy) viết hoa là để chỉ Ngân hà, thiên hà của chúng ta còn viết thường: thiên hà, “galaxy” là để chỉ các thiên hà khác. Ngân hà là tập hợp các sao. Hầu như tất cả các sao sáng trên bầu trời đêm ở Bắc bán cầu đều thuộc Ngân hà. Vào đêm hè ở Bắc bán cầu ta thấy Ngân hà vắt ngang theo hướng Bắc - Nam, qua các chòm: Thiên vương, Thiên hậu, Thiên nga, Nhân mã, Thần nông. Vào đầu đông nó xoay nửa kia theo hướng đông - tây vắt qua các chòm Anh tiên, Kim ngưu, Lạp hộ, Đại khuyển. Dải Ngân hà thấy rõ nhấ t khi nó in trên các chòm Nhân mã, Thập tự phương Nam và Bán nhân mã. Nói chung, Ngân hà trải gần như theo một đường tròn lớn, nghiêng với xích đạo trời một góc 620 và có tọa độ của cực Bắc, Nam là δ= ± 28 0 , α = 191 0 . Tâm của thiên hà hướng tới chòm Nhân mã (Sagittarius), có tọa độ δ=29 0 , α =265 0 . Càng xa tâm mật độ sao càng giảm, tức Ngân hà là một hệ có giới hạn. Tính đến cấp sao 21 Ngân hà có 2.109 ngôi sao, khối lượng Ngân hà là 2.1011 M . Đường kính cở 30.000ps hay 100.000nas. Bề dày cở 6500 nas. Nhìn ngang, Ngân hà có dạng 2 cái dĩa úp vào nhau, còn nhìn từ trên xuống nó có dạng những cánh tay hình xoắn ốc (nhánh). Vậy thiên hà của chúng ta là Thiên hà xoắn ốc (Spiral galaxy). Thực ra hình ảnh Ngân hà là do con người xây dựng từ hình ảnh của những thiên hà khác mà con người quan sát được, chứ chúng ta chưa thể bay ra khỏi Ngân hà để ngắm lại ngôi nhà của mình. Các sao trong Ngân hà thường tập trung l ại thành từng đám gọi là quần sao (clusters) có 2 loại: Quần sao hình cầu (Globular Clusters) và quần sao phân tán (Associations Clusters). ( Mặt trời chỉ là một ngôi sao bình thường trong Ngân hà. Nó không nằm tại tâm mà nằm trong cánh tay Ngân hà, ở nhánh Lạp hộ (tráng sĩ), cách tâm khoảng 10kps và ở trên mặt phẳng Ngân hà là 10-15ps. Do Ngân hà quay theo chiều kim đồng hồ (nếu nhìn về hoàng cực Bắc) càng ra xa tâm càng chậm (tức vận tốc góc phần trong lớn hơn phần ngoài) nên mặt trời quay quanh tâm Ngân hà, hướng tới chòm Thiên nga với vận tốc 250km/s, tức hết 200 triệu năm/1 vòng (năm thiên hà). Ngoài ra, mặt trời còn chuyển động tươ ng đối với các sao gần, hướng tới điểm gọi là Apec trong chòm Vũ tiên (Hercule) có tọa độ δ= 30 0 ± 1 0 , α = 271 0 ± 2 0 với vận tốc là 16km/s. Trong các khoảng không giữa các ngôi sao trong thiên hà còn có các đám mây bụi và khí, gọi là các tinh vân (Nebular) trong đó chứa phần lớn là Hydro trung hòa. Ngoài ra còn có các phân tử hữu cơ đơn giản. Ngân hà của chúng ta có lẽ hình thành đã lâu, có lẽ bằng tuổi vũ trụ (phần ta quan sát được, tức 15 tỷ năm). Ngày nay, các vấn đề như từ trường của thiên hà, các cánh tay xoắn ốc của nó . đang được các nhà thiên văn vật lý lưu tâm nghiên cứu. II. CÁC THIÊN HÀ KHÁC. Từ thế kỷ thứ 18 Herschel đã nhận thấy trong vũ trụ có nhiều vật thể dạng đám mây (tinh vân), trong đó có loại có dạng xoắn ốc. Năm 1924 bằng kính thiên văn 2,5m nhà thiên văn Mỹ Hubble đã chụp được ảnh tinh vân Tiên nữ và thấy nó gồm vô số các sao, có cả các sao mới, sao siêu mới, các quần tinh hình cầu, quần tinh phân tán . Đặc biệt là có các sao biến quang Cepheid. Dựa vào các sao biến quang loại Cepheid ông đã xác định được khoả ng cách tới tinh vân này rất xa (cỡ 2 triệu nas). Như vậy đây là một thiên hà ở ngoài thiên hà của chúng ta. Ngày nay bằng kính thiên văn hiện đại người ta đã phát hiện ra rất nhiều thiên hà khác (với kính 5m có thể thấy cả tỷ thiên hà). Các thiên hà được ký hiệu theo danh mục Messier (nhà thiên văn Pháp 1730 - 1817). Ví dụ thiên hà Tiên nữ (Andromeda) là M31. Ngày nay người ta còn sử dụng hệ danh mục mới mang tên nhà thiên văn Drayer lập năm 1888 (New general Catalogue), trong đó thiên hà Tiên nữ là NGC 224. 1. Phân loại. Dựa vào hình dạng thiên hà, Hubble đã đưa ra bảng phân loại thiên hà năm 1920. Nhóm 1: Dạng thiên hà Elip (Ellipticals), chiếm ( 30% trong vũ trụ, ký hiệu E. Có 8 loại riêng rẽ, từ E0 ( E7. Nhóm 2: + Dạng thiên hà xoắn ốc (Spirals). Chiếm 70%, loại này có các tay xoắn ốc. Có 3 dạng : Sa, Sb, Sc. + Dạng thiên hà xoắn ốc gãy khúc (Barred - Spirals), ký hiệu SBa, SBb, SBc. Nhóm 3: Dạng thiên hà vô định hình (Irregular), chiếm 1%. Ngoài ra, còn một số thiên hà có tâm phóng ra những nguồn nhiên liệu khổng lồ, không thể giải thích được bằng sự tiến hóa của các sao thường. Những thiên hà này hiện đang được chú ý và phân thành nhóm 4: Dạng thiên hà hoạt động (Active). Trong nhóm này có các loại như: thiên hà loại Seyfert, thiên hà vô tuyến, Quasars và Blazars (chiếm ( 1%). 2. Đặc tính chung. a) Sự quay: Khi quan trắc các thiên hà người ta thấy quang phổ của chúng có độ lệch do hiệu ứng Doppler. Điều này là do các mép của thiên hà lúc tiến đến gần, lúc lùi xa ta (nếu ta quan trắc tâm thiên hà theo phương thẳng góc với trục quay). Chứng tỏ các thiên hà đều quay. b) Khối lượng: Dựa vào sự quay của thiên hà người ta có thể tính toán được khối lượng của chúng bằng sự liên hệ giữa lực hướng tâm và lực hấp dẫn 0 2 2 0 0 0 2 7 262 24 11 0 0 3 . 360 120" 2" () () 10 ~ gR 9,81(6,4.10 ) 6.10 G 6,68.10 2 360 15 / 24 1 s M mRv v GM c R Gd T a D F Dmm Dmm L L Tg M λ λ α π ω → − ∆ = == = ⊥ ⎡⎤ ⎢⎥ ⎣⎦ = ÷ == → == = → . Với M: khối lượng thiên hà tập trung ở tâm m: khối lượng một ngôi sao nào đó trong thiên hà v : Vận tốc quay của ngôi sao quanh tâm thiên hà G : Hằng số hấp dẫn R : là khoảng cách từ tâm thiên hà đến ngôi sao Vậy: 2 Rv M G = Sự thực thì khối lượng không tập trung ở tâm thiên hà nên người ta còn tính khối lượng bằng phương pháp khác như phương pháp thế năng, hoặc phương pháp độ trưng. Kết quả cho thấy đa số thiên hà có khối lượng cõ 1011 M (Hàng trăm tỷ mặt trời). c) Khoảng cách: Người ta xác định khoảng cách đến thiên hà dựa vào định luật Hubble nổi tiếng (mà ta sẽ nói sau) : H v d = H : Hằng số Hubble : cỡ 50 - 100km/s.Mps 3. Hiện tượng lệch về phía đỏ (Red - Shifts) - Định luật Hubble. Vào đầu thế kỷ này người ta đã chụp ảnh được quang phổ của trên 70 thiên hà và thấy chúng đều bị lệch về phía đỏ, chứng tỏ các thiên hà đang chạy xa chúng ta. Năm 1929 Hubble đã tìm cách liên hệ giữa độ lệch Doppler đó và khoảng cách đến thiên thể. Từ công thức độ lệch Doppler là: Zcho c v = λ λ∆ λ λ∆ = thì v = c.Z Ông thấy các thiên hà càng ở xa chúng ta càng chạy nhanh, có nghĩa là vận tốc tỷ lệ với khoảng cách v ~ d, và hệ số tỷ lệ là H - mang tên ông là hằng số Hubble H. Ngày nay, người ta đang còn tranh cãi về giá trị của H. Nó có thể có giá trị từ 50km/s. Mps đến 100km/s.Mpc. Định luật Hubble có dạng : vH.d = Trong đó: v - vận tốc của thiên thể theo phương nhìn, được xác định từ độ lệch Doppler v = c λ λ ∆ H - Hằng số Hubble d - Khoảng cách từ trái đất đến thiên thể. Các kết quả quan sát cho thấy các thiên thể đều dãn ra xa nhau, chứ không phải xa một tâm nào cố định (y như các điểm trên quả bong bóng, khi thổi bong bóng lên, bong bóng nở ra, các điểm đều xa nhau). Điều này giúp người ta kết luận là phần vũ trụ quan sát được của chúng ta đang nở ra. Và đó là chứng cứ cho học thuyết về nguồn gốc vũ tr ụ: Big - Bang. Ý nghĩa của hằng số Hubble. Ta có : H = v d = 100 km/s.Mps (lấy trung bình) có nghĩa là nếu thiên hà ở xa 1 Mps (1.000.000 ps) thì có vận tốc chuyển động xa chúng ta là 100km/s. * Nếu tính qua đơn vị nas (năm ánh sáng) thì H = 22km/s. M. nas. Chú ý: 1Mnas = 106nas Do đó: 1Mnas = 9,46.1018km Từ đó: H = 2,32.10-18/s Có nghĩa là hằng số Hubble (lấy trung bình) có giá trị tỷ lệ nghịch với thời gian. Từ đó ta có thể suy ra tuổi ước tính của vũ trụ, gọi là thời gian Hubble (Hubble’s time). naêm., s., ., H t H 10 17 18 10361 1034 10322 11 = === − Có nghĩa là tuổi vũ trụ cỡ 13 tỷ năm. Ngày nay, người ta lấy trung bình giữa 10 tỷ và 20 tỷ, tức tuổi vũ trụ cỡ 15 tỷ năm. * Người ta cũng ước lượng kích thước vũ trụ qua hằng số Hubble. Biết vận tốc ánh sáng c = 3.108m/s người ta có thể tính khoảng cách Hubble (Hubble’s Distance) từ trái đất là: d H = c.t H = (3.10 8 ) (4,3.10 17 ) = 1,3.10 26 m = 1,3.10 10 nas Khoảng cách này còn gọi là chân trời vũ trụ (Horizon of the Universe). Thiên thể xa nhất, già nhất trong vũ trụ mà tính đến năm 1989 người ta quan sát được là một quasar trong chòm Đại hùng, cách ta 1,4.1010nas. 4. Quasar - Vật thể kỳ lạ trong vũ trụ. Ngày nay bằng những phương tiện hiện đại người ta có thể phát hiện ra những vật thể ở rất xa và do đó, rất già trong vũ trụ. Đó là Quasar - còn dịch là Á sao. Đó là vì chúng không giống các sao thông thường. Chúng có thể phát ra một lượng năng lượng rất lớn, trong khi thể tích của chúng không lớn. Người ta cho rằng chúng đang ở trong 1 trạng thái “trụy biến” hay một dạng khác lạ nào đó trong quá trình vận động và chuyển hóa của v ật chất mà vật lý ngày nay còn chưa đủ sức lý giải. Thiên hà M83 có hình xoắn ốc Thiên hà xoắn ốc gãy khúc NGC 1.365 nhìn thấy rõ một trục đầy sao từ tâm ra, trước khi xoắn ốc Thiên hà NGC 2.997 là thiên hà xoắn ốc có hình dáng như Ngân Hà chúng ta. Thiên hà elíp M87 có màu vàng cam của các ngôi sao lạnh và già Thiên hà vô định hình M82 nằm ở hướng chòm sao Đại hùng, ở cách chúng ta 10.000 NAS PHẦN ĐỌC THÊM MẶT TRỜI Giới thiệu : Các lớp của Mặt Trời * Mặt trời là một ngôi sao bình thường. Nó đặc biệt đối với con người vì nó là ngôi sao ở gần chúng ta nhất. Chương này đề cập đến khí quyển Mặt trời, hoạt động của Mặt trời và ảnh hưởng của nó đối với Trái đất, bên trong Mặt trời, đặc biệt là phản ứng hạt nhân cung cấp năng lượng cho Mặt trời. Mặt trời hoàn toàn là khí. Khoảng 75% (của mỗi kg khí) là hiđrô, 23% là hêli, các khí còn lại chỉ chiếm 2%. Nếu chúng ta tưởng tưởng thực hiện một cuộc hành trình từ tâm Mặt trời đi ra ngoài, qua các hành tinh, thì mật độ khí luôn luôn giảm xuống. Mật độ khí giảm cỡ 1026 lần. Đầu óc của con người nghĩ về những con số như thế này không phải rất dễ dàng. Bởi vậy để hiểu biết về Mặt trời, chúng ta chia Mặt trời thành các lớp khác nhau một cách thuận ti ện. Hình 1 chỉ rõ những lớp này. Nhân ở tâm rất nóng (T ~ 1,5. 107 K). Ở đó, nhiệt năng được tạo bởi những phản ứng hạt nhân. Bức xạ rất mạnh ở nhân. Từ đó, bức xạ khuyết tán từ từ ra phía ngoài mang năng lượng tới những vùng ít nóng hơn. Ở ngoài xa hơn nữa, năng lượng được mang bởi sự đối lưu hơn là bức xạ. Cuối cùng, khi nhiệt độ giảm xuống tới khoảng 6. 103 K, mật độ thấp đến nỗi dường như tất cả bức xạ có thể thoát vào vũ trụ. Đó chính là lớp mà chúng ta quan sát thấy như là bề mặt của Mặt trời – Quang quyển. Khi chúng ta đi ra ngoài xa hơn nữa, nhiệt độ đột ngột tăng lên tới khoảng 2.106 K. Các khí nóng này, vành nhật hoa của Mặt trời, có thể được nhìn thấy, ví dụ trong suốt m ột nhật thực toàn phần, chẳng hạn như nhật thực toàn phần xảy ra ở Việt Nam vào năm 1995. Các lớp phía ngoài của Mặt trời kể cả quang quyển và vành nhật hoa, được gọi là khí quyển Mặt trời. Khi chúng ta đi ra ngoài xa hơn nữa, các khí của Mặt Trời chuyển động ra xa Mặt trời. Đó là gió Mặt trời. Nó thổi qua các hành tinh và gặp các khí giữa các sao ở cách Mặt trời khoảng 150 đơn vị thiên v ăn (đ.v.t.v). KHÍ QUYỂN MẶT TRỜI QUANG QUYỂN. Bề mặt của Mặt trời là lớp khí mà từ đó ánh sáng tới chúng ta, lớp mà chúng ta có thể chụp ảnh được. Lớp này – được gọi là quang quyển, hiện ra như một mép sắc cạnh của Mặt trời vì độ dày của nó, khoảng 3.102 km, là nhỏ so với những chi tiết nhỏ nhất mà chúng ta có thể nhận ra (thậm chí với các kính thiên văn) khi chúng nhìn vào Mặt trời qua khí quyển Trái đất. Bán kính Mặt trời được xác định nh ư là khoảng cách của quang quyển tính từ tâm Mặt trời, R = 7 x105 km. Màu sắc và cường độ của ánh sáng Mặt trời (được xác định tương ứng theo định luật dịch chuyển Wien và định luật Stefan-Boltzmann) đều cho nhiệt độ bề mặt vào khoảng 5,8. 103 K. Ánh sáng Mặt trời có cường độ rất mạnh. Không được nhìn vào Mặt trời bằng mắt trần và đặc biệt là không được nhìn vào Mặt trời qua các thấu kính hoặc kính thiên vă n. Một số kính thiên văn có thể được sử dụng để chiếu sáng Mặt trời vào một bề mặt màu trắng. Hình ảnh này là an toàn nếu nhìn vào đó. PHỔ CỦA MẶT TRỜI. Nếu chúng ta đo cường độ của ánh sáng Mặt trời ở những bước sóng khác nhau thì kết quả thu được rất giống với phổ nhiệt Planck Dẫu sao, ở nhiều bước sóng xác định, ánh sáng bị hấp thụ trước khi rời khỏi Măt trời. Trên phổ có những vạch hấp thụ tối màu ở những bước sóng này. Những vạch phổ này chứa rất nhiều thông tin. Thứ nhất, chúng ta là những vạch phổ hẹp. Điều này nói lên rằng Măt Trời được cấu tạo bởi các chất khí bởi vì các chất rắn và các chất lỏng có phổ với những vạch r ất rộng. Thứ hai, những bước sóng xác định của các vạch phổ hấp thụ xác định các nguyên tố có ở trong Mặt trời. Những vạch tốt nhất là các vạch phổ của hiđrô, canxi, natri và có nhiều vạch phổ của sắt. Ngoài ra cũng có những vạch phổ của tất cả những nguyên tố bền. Thứ ba, với những kiến thức về vật lý nguyên tử và lý thuyết, chúng ta có thể suy ra độ phổ cập của mỗi nguyên tố (số lượng của nguyên tố so với hiđrô). Vào đầu thế kỷ XX, các nhà thiên văn cho rằng những nguyên tố có các vạch phổ mạnh nhất, H, Ca, Na và nguyên tố cho nhiều vạch phổ nhất, Fe, có độ phổ cập như nhau. Tuy nhiên, vào những năm 1920, một trong những nhà nữ thiên văn đầu tiên, Cecilia Payne-Gaposhkin, phân tích một cách chi tiết theo vật lý nguyên tử và sau vài năm đã thuyết phục các nhà thiên vă n hoài nghi rằng những nhận định ban đầu của họ là sai. Ngày nay, chúng ta biết rằng Mặt Trời chứa chủ yếu là hiđrô và một ít hêli. Những nguyên tố nặng hơn hiđrô và hêli đóng góp một phần rất nhỏ vào khối lượng của Mặt trời. Các vạch phổ của Ca và Na là quá mạnh và các vạch phổ của Fe là quá nhiều là do những tính chất của nguyên tử quyết định. Thứ tư, nhữ ng vạch phổ được lựa chọn một cách cẩn thận có thể được dùng để xác định từ trường trong các khí Mặt Trời (theo sự tách vạch Zeeman, xem phần dưới) hoặc để xác định vận tốc của khí (bở độ dịch vạch theo hiệu ứng Doppler). VẾT ĐEN MẶT TRỜI: DÒNG ĐIỆN VÀ TỪ TRƯỜNG CỦA CHÚNG. Galileo là người đầu tiên quan sát Mặt trời và các vết đen của nó dường như mỗi ngày. Ông quan sát thấy rằng những vết đen Mặt trời rộng hơn và tồn tại lâu hơn hiện ra ở một phía của Mặt trời, sau đó di chuyển ngang qua bề mặt Mặt trời và biến mất ở phía khác sau khoảng 2 tuần. Galileo đã khẳng định rằng những vết đen Măt trời phả i thưc sự là một phần của Mặt trời và quay cùng với Mặt trời. Ông đã kết luận rằng Mặt trời tự quay một vòng trong khoảng 28 ngày và Mặt trời không phải là một quả cầu lí tưởng như Aristotle và những người ủng hộ ông đã từng tuyên bố. Đường kính của các vết đen rộng nhất vào cỡ 104 km, nghĩa là gấp vài lần đường kính Trái đất. Những vết đen rộng nhất tồn tại trong khoảng 2 tháng. Khoảng thời gian này là đủ dài để các vết đen biến mất ở một phía của đĩa Mặt trời và tái xuất hiện ở phía khác hai tuần sau đó. Hầu hết các vết đen được quan sát thấy trong vài ngày và sau đó biến mất, để được thay thế bởi những vết đen khác. Hầu hết các bức ảnh vết đen Mặt trời được in sao cho các vết đen Mặt trời hiện ra có màu đen. Các vết đen Mặt trời hoàn toàn không phải đen. Độ sáng bề mặt của chúng điển hình vào khoảng ¼ độ sáng của môi trường xung quanh. Độ sáng này vẫn dễ làm mù mắt mọi người. Theo định luật Stefan-Boltzmann, nhiệt độ của các vết đen vào khoảng 4.103 K. Cơ sở vật lý : Hiệu ứng Zeeman. Từ trường trong một chất khí có thể đươc phát hiện bởi vì các bước sóng của một số vạch phổ xác định, ví dụ một số vạch phổ của các nguyên tử Fe, bị thay đổi bởi từ trường. Hiện tượng này được gọi là hiệu ứng Zeeman. Tại sao các vạch phổ này lại thay đổi? Chúng ta có thể hình dung các electron trong nguyên tử đang quay trên các quỹ đạo xung quang hạt nhân, mv2/r cân bằng với lực hút tĩnh điện của hạt nhân. Nhưng đồng thời các electron cũng chịu tác dụng của một lực có cường độ yếu hơn nhiều do từ trường xung quanh tác động lên chúng. Mỗi electron có xu hướng quay theo một hướng trong từ trường. Cần có năng lượng để buộc electron quay theo hướng khác. Bởi vậy, năng lượng của một electron trong nguyên tử hơi lớn hơn nếu các electron quay theo một chiều nào đó xung quanh từ trường và bé hơn nếu electron quay theo hướng ngược lại. Khi các electron trong nguyên tử trong một từ trường nhảy từ một mức nguyên tử tới một mức nguyên tử khác và phát xạ photon, chúng phát xạ photon với năng lượng hơi khác nhau tùy thuộc electron chuyển động trên quỹ đạo theo hướng nào. Nếu một chất khí chứa các nguyên tử Fe phát bức xạ về phía chúng ta và từ trường nằm dọc theo đường ngắm của chúng ta đến đám khí thì các bước sóng đươc phát xạ bị tách, nghĩa là các bước sóng hơi cao hơn và hơi thấp hơn mức bình thường (và bức xạ ở hai bước sóng có độ phân cực tròn trái ngươc nhau). Sự chênh lệch giữa hai bước sóng, được gọi là sự tách vạch Zeemam, cho chúng ta biết cường độ từ trường nơi nguyên tử định vị. Quan sát vết đen Mặt trời. Bằng cách nào chúng ta có thể quan sát vạch Zeeman của bức xạ phát ra từ một vết đen Mặt trời? Một cái khe được đặt trên hình ảnh của vết đen Mặt trời như được chỉ ra ở phía bên trái của hình 5. Chỉ có ánh sáng đi qua khe mới được phép rơi vào khổ kế (hoặc một lăng kính) và và bị tách ra thành phổ của vết đen Mặt trời. Một vùng rất nhỏ của các bước sóng c ủa phổ được chỉ ra ở bên phải. Ở phía trên và phía dưới có một vạch phổ hấp thụ đơn. Nơi khe cắt ngang vết đen, vạch phổ hấp thụ đơn thông thường bị tách. Kết quả của sự quan sát ày là gì? Thông thường, từ trường của vết đen có phương thẳng đứng so với bề mặt của Mặt trời. Giá trị của từ trường trong hầu hết các v ết đen vào khoảng 0,1 đến 0,2 Tesla. Từ trường giảm tới gần giá trị 0 trong một vùng dày khoảng 103 km, mỏng so với đường kính của vết đen. Dòng điện trong vết đen Mặt trời. Vì toàn bộ Mặt trời là một quả cầu khí nên không thể có các vật chất từ rắn ở đó. Từ trường phải do dòng điện tạo ra, như đã xảy ra đối với một nam châm trong phòng thí nghiệm. Các dòng điện có thể chạy trong các chất khí hay không? Có. Có nhiều nguyên tử trong khí Mặt trời bị ion hóa bởi vậy có các electron tự do. Khi các electron và các hạt mạng điện của chúng chyển động tương đối đối với các nguyên tử và các ion, có một dòng điện chạy trong chất khí. Có thể lấy hình ảnh solenoid như một mô hình của vết đen Mặt trời: dây được quấn chặt theo dạng một ống hình trụ. “Dây” tương ứng với khí ở vùng biên giới của vết đen. Như vậy “dây” mà trong đó có các dòng điện chạy dày khoảng 103 km. (Những đường tối màu trên giản đồ vết đen). Các dòng đi ện quay xung quanh vết đen, với đường kính khoảng 104 km, ở đó từ trường là đồng nhất. Để đơn giản hóa, chúng ta sẽ giả sử rằng solenoid dài hơn rất nhiều so với đường kính của nó. Khi đó, từ trường trong ống dây là đồng nhất. Một solenoid dài “vô hạn” như vậy được quấn bởi n vòng dây trên một mét mang dòng điện I có từ trường đồng nhất ở bên trong với cường độ B = 4( x 10-7 nI, n ếu B được đo bởi tesla và I được đo bởi am-pe. Với B =0,15T quan sát được, chúng ta suy ra nI = 1,2 x 105 A/m. Đây là dòng điện quay quanh solenoid dọc theo mỗi mét dài. (Giá trị của n không liên quan với khí liên tục. Chỉ có tích nl là quan trọng). Sự ước tính tốt nhất của chúng ta đối với độ sâu thật sự đạt bởi một vết đen Mặt trời và từ trường của nó là 3. 104 km. Và dòng điện tổng cộng quay quanh solenoid, nghĩa là quay quanh vết đen Mặt tr ời, là 4 x 1012 A. Dòng điện này là rất mạnh! Tất nhiên, B=0,15 T cũng là một từ trường rất mạnh. Từ trường này mạnh gấp hàng ngàn lần từ trường của Trái đất và nằm trong một thể tích lớn hơn thể tích Trái đất. Mỗi vết đen Mặt trời phải được xem xét như một nam châm rất mạnh. Có thêm một sự khác biệt giữa các vết đen Mặt trời ở thể khí và phòng thí nghi ệm: Trong phòng thí nghiệm nếu chúng ta dùng dây mảnh thì dòng điện mạnh nung nóng dây. Dây càng dày thì có càng ít nhiệt. “Dây” Măt trời dày như vết đen, 103 km. Thực tế không có nhiệt tỏa ra. Thực tế dòng điện có thể chạy mãi mãi nghĩa là cho đến khi có một lực [...]... 1,0073u 1,0087u 1,0078u 2,0141u 4,0026u 1,76 x 1011C/kg 8,85 x 1 0-1 2F/m 1,26 x 10-H/m 6.63 x 1 0-3 4ls 2.43 x 1 0-1 2m 8.31 J/mol K 6.02 x 1023mol-4 1.38 x 1 0-2 3J/K 2.24 x 1 0-2 m3/mol 9.65 x 104C/mol 5.67 x 1 0-4 W/m2 K4 1.10 x 107m4 6,67 x 1 0-1 1m3/s2 kg 5,29 x 1 0-1 1m 9,28 x 1 0-2 4J/T 1,41 x 1 0-2 6J/T 9,27 x 1 0-2 4J/T 5,05 x 1 0-2 6J/T Giá trị tốt nhất (1986) Sai sốb) Giá trịa) 2.99792458 1.60217738 9.1093897... 0,38 0,5 0,46 0,61 0,77 0,85 0,98 0,96 1,16 1,14 1,25 1,25 1,35 1,41 1,5 1,63 1,64 1,65 Cấp sao tuyệt đối 1,4 - 8,5 - 0,2 + 4,4 + 0,5 + 0,3 - 7,1 + 2,6 - 5,6 - 1,6 - 5,1 + 2,2 - 0,3 - 3,5 4,7 + 2,0 + 0,2 - 7,5 - 5,0 - 0,6 - 3,9 - 4,4 - 3,0 - 3,6 -1 ,6 Khoảng cách (Ps) 2,6 360 280 1,3 8,1 13 280 3,5 95 26 140 5,1 21 79 100 6,7 11 560 130 26 110 150 84 110 40 PHỤ LỤC 6 Tên các chòm sao trên Hoàng Đạo Tháng... nền văn minh ngoài trái đất - Định nghĩa sự sống Vai trò của carbon - Những điều kiện cần thiết để phát sinh và duy trì sự sống - Những đặc điểm của trái đất hội đủ điều kiện để phát sinh sự sống Vai trò của mặt trăng - Tìm kiếm sự sống trong các hành tinh thuộc hệ mặt trời - Tìm kiếm hành tinh trong các ngôi sao - Khả năng tồn tại các nền văn minh ngoài trái đất Phương thức liên lạc hiện nay 5 Du hành... có) Thiên lang Lão nhân Đại giác Nam môn Chức nữ Ngũ xa, trụ lục Sâm tú 7 (Tham tú) Nam hạ Sâm tú 4 Thủy ủy Bắc hà Ngưu lang Tất tú 5 Phỉ thúy Tâm, đại hỏa, thương Bắc lạc Thiên tân Nữ chúa Cấp sao nhìn thấy - 1,46 - 0,72 - 0,04 0,00 0,03 0,08 0,12 0,38 0,5 0,46 0,61 0,77 0,85 0,98 0,96 1,16 1,14 1,25 1,25 1,35 1,41 1,5 1,63 1,64 1,65 Cấp sao tuyệt đối 1,4 - 8,5 - 0,2 + 4,4 + 0,5 + 0,3 - 7,1 + 2,6 -. .. hơn Thế giới các thiên thể dù to lớn đến đâu, cũng được hình thành từ những thành phần rất nhỏ bé của vật chất Để hiểu rõ về quá trình hình thành của vũ trụ gồm các thiên thể to lớn phải đi sâu vào thế giới vi mô của vật chất Thế giới nguyên tử hạt nhân, hạt cơ bản v.v Sự kết hợp nghiên cứu hai thái cực của vật chất Siêu vi mô và siêu vĩ mô đã đưa môn thiên văn vũ trụ thành ngành khoa học mũi nhọn của... giải quyết những vấn đề mà giả thuyết đề ra Các quá trình vật lý xảy ra từ sau Big - Bang để đạt được trật tự vũ trụ như hiện nay - Chú ý: Giả thuyết này chưa có đầy đủ các cơ sở vật lý và chưa được thực tế chấp nhận hoàn toàn Và dù có cũng chỉ để cho phần vũ trụ quan sát được của chúng ta mà thôi PHẦN KẾT Chúng ta vừa học xong cuốn giáo trình Thiên văn học đại cương Gấp cuốn sách lại, chúng ta không... Muốn làm được việc lớn phải bắt đầu từ việc học hỏi, quan sát tự nhiên, từ đó rút ra những kết luận đúng đắn về qui luật vận động của tự nhiên, hình thành cho mình nhân sinh quan, thế giới quan đúng đắn, giúp thành công trong cuộc sống Học thiên văn chính là để trang bị cho mình một vũ trụ quan đúng đắn, tiến bộ, khoa học Tuy nhiên, việc học tập, nghiên cứu môn học này không phải một sớm một chiều, sự... và trình độ để đi sâu hơn Nhưng cũng vì một lẽ nửa là con đường tìm hiểu tự nhiên mãi mãi là vô tận Vậy thì chúng ta đã học được điều cơ bản gì qua cuốn giáo trình hạn hẹp này? Trước tiên, đó là lợi ích mà môn học đem tới cho người học Sự hiểu biết về thế giới tự nhiên giúp chúng ta làm chủ bản thân, làm chủ thế giới Người xưa từng nói: “Cách vật thành ý chính tâm Tu thân, tề gia, trị quốc, bình thiên. .. toàn cầu là do hiệu ứng nhà kính mạnh được gây ra bởi nền văn minh kĩ thuật của con người Hình 1 PHẦN HƯỚNG DẪN NGHIÊN CỨU THÊM Trong giáo trình thiên văn học đáng lẽ còn có rất nhiều vấn đề cần phải đề cập Do không đủ thời gian để giảng dạy trên lớp, những vấn đề này sẽ được nêu ra để sinh viên tự nghiên cứu dưới hình thức đọc thêm, làm bài seminar hoặc khóa luận, luận văn Đó là những phần sau :... hệ quả về vũ trụ có khởi điểm - Thuyết Big - Bang: Giả thuyết đang thịnh hành nhất hiện nay về sự hình thành vũ trụ Chú ý: Khái niệm khởi điểm: 1 kỳ dị toán học, không thể khảo sát được (Singularity) thường gọi là vụn nổ (Big ( Bang) Chỉ khảo sát được từ thời điểm 1 0-4 3 giây sau đó Nguyên nhân của sự hạn chế đó là: Hệ thức bất định Heisenberg trong vật lý lượng tử Các quá trình vật lý tại thời điểm ban . kính 5m có thể thấy cả tỷ thiên hà) . Các thiên hà được ký hiệu theo danh mục Messier (nhà thiên văn Pháp 1730 - 1817). Ví dụ thiên hà Tiên nữ (Andromeda). ữ Thiên hà (hay Galaxy) viết hoa là để chỉ Ngân hà, thiên hà của chúng ta còn viết thường: thiên hà, “galaxy” là để chỉ các thiên hà khác. Ngân hà là tập